stelele a. Clasificarea stelelor Caracteristici generale. Stelele apar pe cer ca niște puncte luminoase stră lu ci toare. Un telescop școlar cu diametrul de 8–10 cm ne permite să obser văm aproape un milion de stele. Toate aceste corpuri cerești fac parte din marea familie a stele lor legate fizic între ele prin forţe gravita ţionale, care formează sistemul nostru stelar numit Galaxia Calea-Lactee. Există două caracteristici fizice ale stelelor care pot fi observate cu ochiul liber: strălucirea aparentă și culoarea. Stelele reprezintă corpuri cereşti ce radiază lumină proprie ca şi Soarele. Ideea că stelele sunt niște „sori” a fost exprimată încă în Antichitate, iar mai târziu de Gior dano Bruno. Strălucirea aparentă a stelelor este exprimată printr-o mărime numită magnitudine aparentă. Aceasta caracte ri zează fluxul de radiaţie (lumină)
152
alfa betului latin: O-B-A-F-G-K-M și 10 subclase (de la 0 la 9). În această clasificare Soarele face parte din clasa spectrală G2. Studiind spectrul stelelor, se pot determina astfel de parametri ca presiunea și com poziţia chimică a gazu lui din atmosferele lor, perioada de rotaţie a stelei în jurul axei proprii, prezenţa câmpului magnetic, viteza radială ș.a.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Dincolo de limitele atmosferei terestre, stelele şi planetele pot fi observate şi ziua. De ce acestea nu se văd ziua şi la suprafaţa Pământului? 2. De câte ori este mai strălucitor Luceafărul (Venus), având magnitudinea aparentă egală cu –4,4m, față de Sirius, cea mai strălucitoare stea din constelaţia CâineleMare, care are magnitudinea de –1,58m?
b. diagrama „spectru–luminozitate”. evoluţia stelelor. stelele variabile şi nestaţionare • Diagrama „spectru–luminozitate”. La începutul secolului XX, astronomul danez Hertzsprung și astro fizicianul american Russell au stabilit că există o dependenţă între spectrul stelei (adică temperatura ei) și luminozitatea acesteia. Dependenţa dată poate fi reprezentată sub forma unei diagrame în care o axă este clasa spectrală sau temperatura stelei, iar o altă axă reprezintă luminozitatea stelei. Diagrama astfel construită este numită diagrama „spectru–lumi- no zi tate” sau diagrama „Hertzsprung–Russell”
(fig. XVII, planșa color, p. 163). Cele mai multe stele sunt dispuse pe diagonala numită secvenţa principală care pleacă din colţul stâng de sus spre colţul drept de jos al diagramei. În partea de sus a secvenţei principale se află stelele cele mai fierbinţi, iar în partea de jos – cele mai reci, care sunt stele pitice. În partea dreaptă de sus a diagramei se găsesc stelele gigante și supergigante strălucitoare. Mai jos de secvenţa principală, paralel cu ea, este dispusă seria stelelor subpitice. • Evoluția stelelor. Diagrama „spectru–luminozitate” este un instru ment foarte important de studiere a stelelor. Poziţia stelei într-un punct de pe diagramă este determinată de proprietăţile fizice și stadiul de evoluţie al ei. Analiza diagramei arată că există grupuri de stele cu proprietăţi fizice asemănătoare. Ea permite, de asemenea, să se stabilească o dependenţă între caracteristicile stelelor. • Stelele variabile. Pe cer pot fi obser vate două sau mai multe stele situate aparent foarte aproape
una de alta. Sistemul de două stele separate printr-o distanţă unghiulară foarte mică este numit stea dublă (fig. 8.53). În Calea-Lactee, aproape jumătate din stele formează sisteme duble sau multiple. Unele stele se proiectează aparent pe sfera cerească ca un sistem dublu, însă în realitate ele se află la distanţe enorme una de alta, nefiind legate prin forţe de atracţie gravitaţională. Astfel de stele au denumirea de stele duble optice. În cazul când două stele sunt legate prin forţe de atracţie gravitaţională și se rotesc în jurul unui centru comun de masă, formând un sistem dinamic, ele se numesc stele duble fizice sau stele binare. Dacă planul orbitei sistemului binar conţine și raza vizuală, stelele componente se pot eclipsa reciproc. Aceste binare se mai numesc și variabile cu eclipsă. Sistemele de stele binare sunt importante în astro fizică, pentru că din observaţii asupra orbi telor aces tora se pot determina masele lor. Strălucirea unor stele variază cu timpul datorită proceselor fizice care se produc în interiorul sau în atmosferele lor. Procesele date sunt însoţite de variaţii ale parametrilor fizici ai stelelor (lumi nozitatea, volumul, densitatea, clasa spectrală ș.a.). Stelele de acest tip sunt numite stele variabile fizice. Există trei tipuri de stele variabile: pulsante – stele a căror rază se contractă și se dilată alternativ datorită proceselor naturale de evoluţie a stelelor; eruptive – stele pe suprafaţa cărora se produc erupţii, cum ar fi protuberanţe sau ejectări de materie; cataclismice – stele care își schimbă proprietăţile în urma unor ca taclis me, cum se întâmplă cu novele și supernovele.
Fig. 8.53. Steaua dublă Beta Lyrae: curba de lumină (a); schema sistemului dublu (b)
zile
4,2
0 2 4 6 8 10 12 14
4,0
3,8
3,6
Magnitudinea, m
a)
b)
153
Novele reprezintă variabile cataclismice, la care cel puţin o dată a fost observată o creștere bruscă a luminozităţii (o erupţie). În timpul erupţiei, luminozitatea ei crește de zeci și sute de mii de ori în decurs de 2-3 zile. Spectrul novelor arată că în mo men tul de strălucire maximă ele sunt asemănătoare cu supergigantele din clasele spectrale A–F, iar după erupţie – cu niște pitice fierbinţi. Se consideră că novele constituie sisteme binare compacte reprezentând o pereche de stele, situate la o distanţă mică una de alta.
Un rol important în evoluţia sistemului binar compact îl joacă forţele de interacţiune mareică dintre compo nentele sistemului. Până în prezent au fost înregistrate peste 400 de nove, dintre care 150 în Galaxia noastră, iar restul în nebuloasa Andromeda și în galaxiile Norul Mare și Norul Mic ale lui Magellan. În faza finală a evoluţiei, stelele cu masa mai mare de 8 mase solare trec prin stadiul numit erupţie de supernovă care se caracterizează printr-o explozie catastrofală, însoţită de degajarea unor cantităţi enorme de energie. Supernovele își măresc brusc, în numai câteva ore, luminozitatea de zeci de milioane de ori, depășind chiar și luminozitatea galaxiei din care fac parte. Erupţia durează, de obicei, câteva sute de zile, în care supernova radiază tot atâta energie cât emite Soarele pe durata existenţei sale. Până în prezent au fost înregistrate circa 500 de supernove în alte galaxii și vreo zece în Galaxia noastră. Cea mai remarcabilă a fost erupţia supernovei observată în anul 1054 în constelaţia Taurul și descrisă de astronomii chinezi și japonezi ca o stea ce se vedea și ziua. Astăzi în acel loc se poate observa faimoasa nebuloasă gazoasă Crab (fig. 8.54). Ultima erupţie de supernovă a fost descoperită la 24 februarie 1987 în galaxia Norul Mare al lui Magellan. Fenomenele care se produc în ultimele stadii ale evoluţiei stelelor masive se încheie cu contracţia gravitaţională catastrofală, urmată de o explozie termonucleară a întregii stele, după care ea se transformă în stea neutronică sau gaură neagră. • Stelele nestaţionare. În stadiile finale de evoluţie, stelele se transformă în obiecte cu proprietăţi neobiș nuite: pitice albe, stele neutronice și găuri negre. Piticele albe reprezintă stele foarte compacte având masa de ordinul masei Soarelui, însă raza de 100 de ori mai mică. Din această cauză ele au densităţi enorme, care ating mai multe tone pe centimetru cub. Piticele albe au temperaturi înalte care ating 70 000 K, însă luminozitatea lor e slabă datorită dimensiunilor mici.
În diagrama „Hertzsprung–Russell” ele se situează în partea stângă jos (fig. XVII, planșa color, p. 163). Piticele albe sunt lipsite de surse termonucleare de energie, de aceea ele se răcesc lent pentru că radiază energia termică stocată în adâncurile lor la etapele anterioare de evoluţie. Masa piticelor albe nu poate depăși valoarea de 1,44 mase solare. Dacă masa acestora trece peste această limită, ele devin instabile și trec în starea de contracţie rapidă, numită colaps, care în unele cazuri se sfârșește cu apariţia unei stele neutronice. Masa minimă a stelelor neutronice este de 0,1 mase solare. Procesele de transformare a materiei stelare în neutroni devin dominante la densităţi foarte mari, fiind însoţite de radiaţia de neutrini. Întrucât raza stelei cu masa dată este de circa 10-15 km, densitatea ei constituie cca 2∙1017 kg/m3, adică aproape de densitatea materiei nucleare. Studiile teoretice arată că stelele neutronice nu pot avea mase mai mari de 2-2,5 mase solare. Atunci când o stea obișnuită prin contracţie gravitaţio nală (colaps) devine stea neutronică, câmpul ei magnetic se intensifică rapid, atingând valori de mii de ori mai înalte decât în interiorul atomului. În anul 1967 a fost înregistrată o radiaţie radio de origine cosmică, emisă de o sursă punctiformă sub formă de impulsuri scurte care se repetau la intervale strict constante de timp. Aceste obiecte cerești au fost numite pulsari. În prezent se cunosc cca 1 000 de pulsari, având perioade de la 1,5 ms la 4,5 s. Radiaţia radio a pulsarilor este puternic polarizată și nu este de natură termică. Pulsarii sunt obiecte relativ apropiate, aflate în Galaxia noastră. Unul dintre cei mai remarcabili pulsari coincide cu una din cele două stele existente în centrul nebuloasei Crab (fig. 8.54).
Fig. 8.54. Nebuloasa Crab
154
În cazul când masa unei stele este de câteva ori mai mare decât masa Soarelui, forţele de presiune interioară nu se mai pot opune forţelor gra vi ta ţionale. Contracţia gravitaţională (colapsul) a stelei continuă până când raza stelei se apropie de valoarea critică numită raza gravitaţională Schwarz schield, Rgrav = 2GM/c2, unde G este constanta gravitaţională, M – masa stelei. Viteza parabolică (a doua viteză cosmică) pe stea devine egală cu viteza luminii în vid, c. Dacă raza obiectului este mai mică decât raza gravitaţională, lumina nu mai poate părăsi obiectul, el nu mai radiază și deci nu poate fi observat. Aceste corpuri cerești prezise pe cale teore tică sunt numite găuri negre. În interiorul găurii negre și în apropiere de suprafaţa ei exterioară legile fizicii clasice ale lui Newton nu mai sunt valabile. În acest caz este necesară aplicarea legilor teoriei relativităţii generalizate a lui Einstein.
8.7. noţiuni de Cosmologie a. galaxia noastră. roiuri stelare. mişcarea proprie a stelelor şi a sistemului solar. mişcarea de rotație a galaxiei • Galaxia noastră. Fâșia luminoasă observată într-o noapte de vară cu cer senin traversând bolta cerească de la nord-vest spre sud-est e cunoscută sub numele de Calea-Lactee. Aceasta nu este altceva decât Galaxia noastră care cuprinde toate stelele vizibile pe sfera cerească, inclusiv Siste mul nostru Solar. Poziţia Căii-Lactee faţă de orizont variază considerabil, datorită mișcării diurne și anuale a sferei cerești. Galaxia reprezintă un sistem stelar sub formă de disc, simetric faţă de planul ei principal (fig. 8.55). Grosi mea discului este de 16 mii de ani-lumină, iar diametrul constituie circa 100 mii de ani-lumină. Soarele se află la aproximativ 33 mii ani-lumină de centrul ei (1 an-lumină = 63 240 UA). Numărul total de stele în Galaxia noastră se estimează la circa 150 de miliarde. Majoritatea stelelor Galaxiei este concentrată în discul stelar galactic. Galaxia noastră este alcătuită din obiecte dintre cele mai diferite – stele masive fierbinţi și pitice albe tinere, gigante roșii și obiecte intermediare între stele și planete, numite „pitice brune”, nebuloase planetare și difuze, nori de gaz și praf interstelar ș.a. Obiectele tinere ale discului formează o structură complexă, numită braţe spirale, asemănătoare cu braţele spira
le observate la alte galaxii. În braţele spirale sunt con centrate stele tinere și cantităţi masive de gaz. În centrul Galaxiei, în direcţia spre constelaţia Săgetătorul se află nucleul ei. Nucleul emite un flux enorm de energie care poate fi explicat prin existenţa unei găuri negre masive ce depășește masa Soarelui de câteva milioane de ori. Existenţa acesteia pare a fi confirmată de observatoarele Röntgen orbitale, pre cum și prin observaţii în domeniul radio. • Roiuri stelare. Majoritatea stelelor formează sisteme stelare cu un centru comun de masă legate prin forţe gravitaţionale: stele multiple (duble, triple, cvadruple) și roiuri stelare. La rândul lor, roiurile stelare pot fi deschise sau globulare. Roiurile stelare deschise conţin zeci, sute, iar uneori și mii de stele având densitatea stelară relativ mică. Aceste roiuri numite și roiuri dispersate sunt situate, în majoritatea lor, în apropierea planului ecuatorial galactic. Astăzi se cunosc peste 800 de roiuri de acest tip accesibile observaţiilor. Se estimează că în CaleaLactee ar putea fi câteva zeci de mii de roiuri dispersate, însă cu ochiul liber pot fi văzute numai două roiuri deschise: Pleiadele (circa 120 de stele strălucitoare) (fig. 8.56), cunoscute în popor sub denumirea de „Cloșca-cu-Pui”, și Hyadele (circa 100 de stele), ambele situate în constelaţia Taurul. Roiurile stelare globulare conţin zeci și sute de mii, iar în unele cazuri – chiar milioane de stele. Ele au o distribuţie sferică cu o mare concentraţie de stele spre centrul roiului (fig. 8.57). În Galaxia noastră s-au identificat circa 130 de roiuri globu lare, dar se estimează că numărul lor ar fi mai mare. Aceste roiuri au luminozitatea mare, cel mai stră lucitor fiind roiul ω din constelaţia Centaurul cu magnitu
Fig. 8.55. Structura Galaxiei (CăiiLactee) şi locul Sistemului Solar în CaleaLactee
Braţul Perseus
Braţul Lebăda
Braţul Săgetătorul
Braţul Norma
Braţul Crucea-Scutul
Braţul Orion Sistemul Solar
155
dinea 4m, vizibil cu ochiul liber în emisfera sudică. Roiurile globulare conţin stele gigante roșii și galbene cu vârsta de 8–10 miliarde de ani, precum și super gigante. În aceste roiuri au fost descoperite surse de radiaţie Röntgen, aceasta conducând la ipoteza că în centrul lor s-ar afla găuri negre. • Mişcarea proprie a stelelor. Comparând poziţiile acelorași stele determinate la intervale considerabile de timp, s-a descoperit că coordonatele stele lor variază în timp. O parte din aceste variaţii este determi nată de diverse efecte legate de mișcările Pământului și poziţia observatorului. Deplasarea stelei pe sfera cerească în decursul unui an care persistă şi după eliminarea acestor efecte este numită mişcare proprie a stelei şi se exprimă în secunde de arc pe an. Mișcările proprii ale diverselor stele diferă ca mărime și direcţie și nu depășesc câteva secunde de arc, cu excepţia stelei „zburătoare” Barnard (din
constelaţia Ophiuchus „Îmblânzitorul-de-Şerpi”) cu cea mai mare mișcare proprie – circa 10˝ pe an. Mișcă rile proprii ale stelelor fiind foarte mici, variaţiile poziţiilor aparente ale lor nu pot fi observate cu ochiul liber, de unde a și apărut noţiunea de „stele fixe”. Proiecţia vitezei spaţiale a stelei pe raza vizuală se numește viteză radială, υr. • Mişcarea Sistemului Solar în Galaxie. Soarele împreună cu planetele care se rotesc în jurul lui, inclusiv Pământul, de asemenea se mișcă în spaţiu. Punctul de pe sfera cerească spre care este orientat vectorul vitezei Soarelui este numit Apex solar. Soarele se mișcă spre acest punct cu viteza de 20 km/s. • Mişcarea de rotaţie a Galaxiei. Anul galactic. Studiind mișcările proprii și vitezele radiale ale obiectelor foarte îndepărtate, se pot obţine date despre mișcă rile care au loc în întreaga Galaxie. În urma măsurărilor vitezelor radiale ale stelelor s-a constatat că stelele apropiate de Soare se mișcă împreună cu el în jurul centrului Galaxiei. Această mișcare este o conse cinţă a rotaţiei Galaxiei, care se produce în sens orar dacă e privită din polul nord al Galaxiei situat în constelaţia Cosiţa-Berenicei. Soarele și stelele din vecinătatea sa efectuează o rotaţie completă în jurul centrului Galaxiei în aproximativ 240–250 milioane de ani. Acest interval de timp este numit an galactic. b. Clasificarea galaxiilor. galaxii cu nuclee active. Quasarii. expansiunea universului. marea explozie Originea și evoluţia Universului constituie obiectul de studiu al unui capitol din astronomie numit cosmologie. Cosmologia studiază proprietăţile fizice, structura și evoluţia Universului în ansamblu, în spe cial, ale spaţiului cosmic accesibil obser vaţiilor directe, numit deseori Metagalaxie. • Clasificarea galaxiilor. În afara Galaxiei noastre, există și alte sisteme stelare uriașe, numite galaxii, al căror număr depășește 100 de milioane și care apar pe cer ca niște nebuloase. Trei dintre acestea pot fi observate pe cer cu ochiul liber sub forma unor pete mici abia vizibile: Norul Mare și Norul Mic ai lui Magellan, vizibili în emisfera de sud, și nebu loasa Andromeda din constelaţia cu același nume (fig. 8.58). Miliardele de alte galaxii îndepărtate sunt atât de slabe, încât nu pot fi obser vate decât cu ajutorul celor mai mari telescoape moderne.
Fig. 8.56. Roiul Pleiadele
Fig. 8.57. Roi globular de stele
156
Se presupune că în regiunile exterioare ale galaxiilor predomină așa-numita materie întunecată (ascunsă) de natură încă necunoscută, a cărei masă este compa rabilă sau chiar depășește considerabil masa totală a stelelor și a gazului interstelar. Galaxiile diferă foarte mult unele de altele. După forma exterioară și strălucire, ele se împart în galaxii eliptice, spirale, lenticulare și neregulate. galaxiile eliptice (E0–E7, fig. 8.59) au forma de elipsă fără un contur distinct. Ele nu prezintă vreo structură în interior. Aceste galaxii constituie cam un sfert din numărul celor observate. galaxiile spirale (Sa–Sc, SBa–SBc, fig. 8.59) reprezintă circa jumătate din nu mărul galaxiilor, adică sunt cele mai răspândite. Dintre ele face parte și Galaxia noastră, dar și nebu loasa Andro meda. Aceste galaxii au o structură carac te ristică de braţe spirale, care conţin stele tinere strălu citoare, roiuri stelare și nebuloase gazoase lumi noase. În multe galaxii spirale stelele din regiunea interioară formează o punte – o bară – de la capetele căreia pornesc ramurile spirale. galaxiile lenticulare (S0, fig. 8.59) sunt asemănătoare cu cele eliptice, însă au discul din stele, fapt care le aseamănă și cu galaxiile spirale, deși se deosebesc de acestea prin absenţa componentei plane și a braţelor spirale. galaxiile neregulate au forme nesimetrice, gazul interstelar și stelele fiind împrăștiate pe întreg discul galactic. Galaxiile respective conţin multe stele tinere. • Galaxii cu nuclee active. Nucleele unor galaxii au un șir de proprietăţi cu totul deosebite, iar fenomenele care se produc în ele încă nu sunt studiate în măsură suficientă. Nucleele multor galaxii emit
cantităţi uriașe de energie, comparabile sau chiar mai mari decât energia totală radiată de toate stelele din galaxie. Nucleele galaxiilor în care are loc dega jarea intensă de energie sunt numite nuclee active. Numărul galaxiilor cu nuclee active constituie câteva procente faţă de numărul galaxiilor normale. Galaxiile spirale masive, în centrul cărora se observă o sursă de radiaţie de dimensiuni unghiulare foarte mici, al cărei spectru nu este de natură termică, poartă denumirea de galaxii Seyfert. O particularitate a acestor galaxii constă în faptul că radiaţia nucleului este variabilă, având perioada de câteva luni, săptămâni sau chiar zile. Radiogalaxiile fac parte din galaxiile eliptice masive și se caracterizează prin radiaţii radio de zeci de mii de ori mai intense decât radiaţia radio a galaxii lor normale. Această radiaţie radio, numită sincrotronă, este determinată de mișcarea în câmp magnetic a unor nori de particule relativiste. Radio galaxia cea mai apropiată de noi se află în constela ţia Centaurul (radiosursa Centaurus A). • Quasarii. În 1963, unele surse de radiaţie radio de dimensiuni mici au fost identificate ca fiind obiecte asemănătoare cu stelele. Ele au fost numite quasari, ceea ce înseamnă radiosurse cvasistelare. În prezent se cunosc mii de asemenea obiecte. Liniile spectrale ale quasarilor prezintă o deplasare considerabilă spre roșu. Valorile mari ale deplasării spre roșu arată că quasarii sunt obiecte extragalactice, situate la miliarde de ani-lumină depărtare. Unul dintre cei mai apropiaţi quasari este 3C 273, observat la circa 3 miliarde de ani-lumină de Pământ. Fig. 8.58. Nebuloasa Andromeda
Fig. 8.59. Clasificarea galaxiilor
Spirale
Eliptice
157
Quasarii au proprietăţi asemănătoare cu cele ale nucleelor galactice active. Ei reprezintă obiecte com pacte ce se caracterizează prin radiaţie va riabilă de natură netermică de mare intensitate. Observaţiile ne demonstrează că mulţi quasari sunt cu adevărat nuclee de galaxii foarte active. Meca nismul dega jării cantităţilor enorme de energie de către nucleele galactice și quasari nu este încă cunoscut. • Expansiunea Universului. În anul 1920, astronomul american Edwin Hubble a demonstrat că nebuloasele spirale observate sunt în realitate alte galaxii asemănătoare cu Galaxia noastră, situate la milioane și miliarde de ani-lumină depărtare. El a descoperit că liniile din spectrele majorităţii gala xiilor sunt deplasate spre roșu. Aceasta înseamnă că galaxiile se depărtează unele de altele, adică Uni versul este în expansiune. Galaxiile mai înde părtate și deci cu o strălucire mai slabă au o deplasare spre roșu mai mare, ceea ce înseamnă că ele se depărtează cu o viteză mai mare. Hubble a stabilit legea: V = H ∙ r, unde V este viteza relativă a galaxiilor, H – o constantă dependentă de timp, numită constanta lui Hubble care are un profund sens fizic, iar r – distan
ţa până la galaxie. Valoarea inversă a acestei constante este egală cu „vârsta” Uni versului considerată astăzi a fi egală cu 13,7 mili arde de ani. Această valoare este în concor danţă cu vârsta majorităţii galaxiilor și a celor mai bătrâne stele din Galaxia noastră. • Marea Explozie (Big Bang). Descoperirea expan siunii Universului conduce la teoria Marii Explozii. Potrivit acestei teorii, iniţial Universul se afla într-o stare fierbinte superdensă, numită singularitate, în care valorile presiunii și densităţii materiei tind către infinit. Starea substanţei în apropiere de singulari tate nu poate fi descrisă cu ajutorul legilor fizicii cunoscute astăzi. Dilatarea a început de la această stare într-un moment numit convenţional Marea Explozie (în engleză – Big Bang). Un rol important în descoperirea a milioane de galaxii foarte îndepărtate care s-au format în stadiile timpurii de evoluţie a Universului l-a avut telescopul spaţial Hubble. O confirmare a teoriei Marii Explozii, elaborate în baza teoriei relativităţii generalizate a lui Ein stein este considerată descoperirea în 1965 a radiaţiei radio cosmice de fond, care este de natură termică, corespunde temperaturii de 2,73 K și a fost emisă de materia fierbinte în Universul foarte timpuriu. Planetele Sistemului Solar (date generale)
Planeta
Distanţa medie până la Soare, UA
Masa (în mase terestre)
Raza medie, km
Densitatea medie, kg/m3, 103
Perioada siderală, ani
Perioada de rotaţie axială
Viteza orbitală medie, km/s Mercur 0,387 0,056 2 437 5,5 0,24 58,7d 47,9 Venus 0,723 0,82 6 052 5,2 0,61 243,1d 35,0 Pământ 1,0 1,0 6 370 5,5 1,00 23h56m4s 29,8 Marte 1,524 0,107 3 397 3,9 1,88 24h37m22s 24,1 Jupiter 5,203 318 71 400 1,3 11,86 9h50m 13,1 Saturn 9,539 95,2 60 400 0,7 29,46 10h14m 9,6 Uranus 19,182 14,6 25 400 1,4 84,02 10h49m 6,8 Neptun 30,07 17,2 24 500 1,6 164,78 15h48m 5,4
Planetele pitice ale Sistemului Solar (date generale)
Planeta
Distanţa medie până la Soare, UA
Masa (în mase terestre)
Raza medie, km
Densitatea medie, kg/m3, 103
Perioada siderală, ani
Perioada de rotaţie axială
Viteza orbitală medie, km/s Ceres 2,766 0,00016 975x909 2,08 4,6 9h 17,88 Pluto 39,4 0,0022 2306±20 2,0 248 6,387d 4,666 Haumea 43 0,0007 1960x1518x996 3,5 285 3,9h Makemake 45 0,0005 1500x1420 ~2 309,9 4,419 Eris 67,67 0,0028 2400±300 2,5 557
152
alfa betului latin: O-B-A-F-G-K-M și 10 subclase (de la 0 la 9). În această clasificare Soarele face parte din clasa spectrală G2. Studiind spectrul stelelor, se pot determina astfel de parametri ca presiunea și com poziţia chimică a gazu lui din atmosferele lor, perioada de rotaţie a stelei în jurul axei proprii, prezenţa câmpului magnetic, viteza radială ș.a.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Dincolo de limitele atmosferei terestre, stelele şi planetele pot fi observate şi ziua. De ce acestea nu se văd ziua şi la suprafaţa Pământului? 2. De câte ori este mai strălucitor Luceafărul (Venus), având magnitudinea aparentă egală cu –4,4m, față de Sirius, cea mai strălucitoare stea din constelaţia CâineleMare, care are magnitudinea de –1,58m?
b. diagrama „spectru–luminozitate”. evoluţia stelelor. stelele variabile şi nestaţionare • Diagrama „spectru–luminozitate”. La începutul secolului XX, astronomul danez Hertzsprung și astro fizicianul american Russell au stabilit că există o dependenţă între spectrul stelei (adică temperatura ei) și luminozitatea acesteia. Dependenţa dată poate fi reprezentată sub forma unei diagrame în care o axă este clasa spectrală sau temperatura stelei, iar o altă axă reprezintă luminozitatea stelei. Diagrama astfel construită este numită diagrama „spectru–lumi- no zi tate” sau diagrama „Hertzsprung–Russell”
(fig. XVII, planșa color, p. 163). Cele mai multe stele sunt dispuse pe diagonala numită secvenţa principală care pleacă din colţul stâng de sus spre colţul drept de jos al diagramei. În partea de sus a secvenţei principale se află stelele cele mai fierbinţi, iar în partea de jos – cele mai reci, care sunt stele pitice. În partea dreaptă de sus a diagramei se găsesc stelele gigante și supergigante strălucitoare. Mai jos de secvenţa principală, paralel cu ea, este dispusă seria stelelor subpitice. • Evoluția stelelor. Diagrama „spectru–luminozitate” este un instru ment foarte important de studiere a stelelor. Poziţia stelei într-un punct de pe diagramă este determinată de proprietăţile fizice și stadiul de evoluţie al ei. Analiza diagramei arată că există grupuri de stele cu proprietăţi fizice asemănătoare. Ea permite, de asemenea, să se stabilească o dependenţă între caracteristicile stelelor. • Stelele variabile. Pe cer pot fi obser vate două sau mai multe stele situate aparent foarte aproape
una de alta. Sistemul de două stele separate printr-o distanţă unghiulară foarte mică este numit stea dublă (fig. 8.53). În Calea-Lactee, aproape jumătate din stele formează sisteme duble sau multiple. Unele stele se proiectează aparent pe sfera cerească ca un sistem dublu, însă în realitate ele se află la distanţe enorme una de alta, nefiind legate prin forţe de atracţie gravitaţională. Astfel de stele au denumirea de stele duble optice. În cazul când două stele sunt legate prin forţe de atracţie gravitaţională și se rotesc în jurul unui centru comun de masă, formând un sistem dinamic, ele se numesc stele duble fizice sau stele binare. Dacă planul orbitei sistemului binar conţine și raza vizuală, stelele componente se pot eclipsa reciproc. Aceste binare se mai numesc și variabile cu eclipsă. Sistemele de stele binare sunt importante în astro fizică, pentru că din observaţii asupra orbi telor aces tora se pot determina masele lor. Strălucirea unor stele variază cu timpul datorită proceselor fizice care se produc în interiorul sau în atmosferele lor. Procesele date sunt însoţite de variaţii ale parametrilor fizici ai stelelor (lumi nozitatea, volumul, densitatea, clasa spectrală ș.a.). Stelele de acest tip sunt numite stele variabile fizice. Există trei tipuri de stele variabile: pulsante – stele a căror rază se contractă și se dilată alternativ datorită proceselor naturale de evoluţie a stelelor; eruptive – stele pe suprafaţa cărora se produc erupţii, cum ar fi protuberanţe sau ejectări de materie; cataclismice – stele care își schimbă proprietăţile în urma unor ca taclis me, cum se întâmplă cu novele și supernovele.
Fig. 8.53. Steaua dublă Beta Lyrae: curba de lumină (a); schema sistemului dublu (b)
zile
4,2
0 2 4 6 8 10 12 14
4,0
3,8
3,6
Magnitudinea, m
a)
b)
153
Novele reprezintă variabile cataclismice, la care cel puţin o dată a fost observată o creștere bruscă a luminozităţii (o erupţie). În timpul erupţiei, luminozitatea ei crește de zeci și sute de mii de ori în decurs de 2-3 zile. Spectrul novelor arată că în mo men tul de strălucire maximă ele sunt asemănătoare cu supergigantele din clasele spectrale A–F, iar după erupţie – cu niște pitice fierbinţi. Se consideră că novele constituie sisteme binare compacte reprezentând o pereche de stele, situate la o distanţă mică una de alta.
Un rol important în evoluţia sistemului binar compact îl joacă forţele de interacţiune mareică dintre compo nentele sistemului. Până în prezent au fost înregistrate peste 400 de nove, dintre care 150 în Galaxia noastră, iar restul în nebuloasa Andromeda și în galaxiile Norul Mare și Norul Mic ale lui Magellan. În faza finală a evoluţiei, stelele cu masa mai mare de 8 mase solare trec prin stadiul numit erupţie de supernovă care se caracterizează printr-o explozie catastrofală, însoţită de degajarea unor cantităţi enorme de energie. Supernovele își măresc brusc, în numai câteva ore, luminozitatea de zeci de milioane de ori, depășind chiar și luminozitatea galaxiei din care fac parte. Erupţia durează, de obicei, câteva sute de zile, în care supernova radiază tot atâta energie cât emite Soarele pe durata existenţei sale. Până în prezent au fost înregistrate circa 500 de supernove în alte galaxii și vreo zece în Galaxia noastră. Cea mai remarcabilă a fost erupţia supernovei observată în anul 1054 în constelaţia Taurul și descrisă de astronomii chinezi și japonezi ca o stea ce se vedea și ziua. Astăzi în acel loc se poate observa faimoasa nebuloasă gazoasă Crab (fig. 8.54). Ultima erupţie de supernovă a fost descoperită la 24 februarie 1987 în galaxia Norul Mare al lui Magellan. Fenomenele care se produc în ultimele stadii ale evoluţiei stelelor masive se încheie cu contracţia gravitaţională catastrofală, urmată de o explozie termonucleară a întregii stele, după care ea se transformă în stea neutronică sau gaură neagră. • Stelele nestaţionare. În stadiile finale de evoluţie, stelele se transformă în obiecte cu proprietăţi neobiș nuite: pitice albe, stele neutronice și găuri negre. Piticele albe reprezintă stele foarte compacte având masa de ordinul masei Soarelui, însă raza de 100 de ori mai mică. Din această cauză ele au densităţi enorme, care ating mai multe tone pe centimetru cub. Piticele albe au temperaturi înalte care ating 70 000 K, însă luminozitatea lor e slabă datorită dimensiunilor mici.
În diagrama „Hertzsprung–Russell” ele se situează în partea stângă jos (fig. XVII, planșa color, p. 163). Piticele albe sunt lipsite de surse termonucleare de energie, de aceea ele se răcesc lent pentru că radiază energia termică stocată în adâncurile lor la etapele anterioare de evoluţie. Masa piticelor albe nu poate depăși valoarea de 1,44 mase solare. Dacă masa acestora trece peste această limită, ele devin instabile și trec în starea de contracţie rapidă, numită colaps, care în unele cazuri se sfârșește cu apariţia unei stele neutronice. Masa minimă a stelelor neutronice este de 0,1 mase solare. Procesele de transformare a materiei stelare în neutroni devin dominante la densităţi foarte mari, fiind însoţite de radiaţia de neutrini. Întrucât raza stelei cu masa dată este de circa 10-15 km, densitatea ei constituie cca 2∙1017 kg/m3, adică aproape de densitatea materiei nucleare. Studiile teoretice arată că stelele neutronice nu pot avea mase mai mari de 2-2,5 mase solare. Atunci când o stea obișnuită prin contracţie gravitaţio nală (colaps) devine stea neutronică, câmpul ei magnetic se intensifică rapid, atingând valori de mii de ori mai înalte decât în interiorul atomului. În anul 1967 a fost înregistrată o radiaţie radio de origine cosmică, emisă de o sursă punctiformă sub formă de impulsuri scurte care se repetau la intervale strict constante de timp. Aceste obiecte cerești au fost numite pulsari. În prezent se cunosc cca 1 000 de pulsari, având perioade de la 1,5 ms la 4,5 s. Radiaţia radio a pulsarilor este puternic polarizată și nu este de natură termică. Pulsarii sunt obiecte relativ apropiate, aflate în Galaxia noastră. Unul dintre cei mai remarcabili pulsari coincide cu una din cele două stele existente în centrul nebuloasei Crab (fig. 8.54).
Fig. 8.54. Nebuloasa Crab
154
În cazul când masa unei stele este de câteva ori mai mare decât masa Soarelui, forţele de presiune interioară nu se mai pot opune forţelor gra vi ta ţionale. Contracţia gravitaţională (colapsul) a stelei continuă până când raza stelei se apropie de valoarea critică numită raza gravitaţională Schwarz schield, Rgrav = 2GM/c2, unde G este constanta gravitaţională, M – masa stelei. Viteza parabolică (a doua viteză cosmică) pe stea devine egală cu viteza luminii în vid, c. Dacă raza obiectului este mai mică decât raza gravitaţională, lumina nu mai poate părăsi obiectul, el nu mai radiază și deci nu poate fi observat. Aceste corpuri cerești prezise pe cale teore tică sunt numite găuri negre. În interiorul găurii negre și în apropiere de suprafaţa ei exterioară legile fizicii clasice ale lui Newton nu mai sunt valabile. În acest caz este necesară aplicarea legilor teoriei relativităţii generalizate a lui Einstein.
8.7. noţiuni de Cosmologie a. galaxia noastră. roiuri stelare. mişcarea proprie a stelelor şi a sistemului solar. mişcarea de rotație a galaxiei • Galaxia noastră. Fâșia luminoasă observată într-o noapte de vară cu cer senin traversând bolta cerească de la nord-vest spre sud-est e cunoscută sub numele de Calea-Lactee. Aceasta nu este altceva decât Galaxia noastră care cuprinde toate stelele vizibile pe sfera cerească, inclusiv Siste mul nostru Solar. Poziţia Căii-Lactee faţă de orizont variază considerabil, datorită mișcării diurne și anuale a sferei cerești. Galaxia reprezintă un sistem stelar sub formă de disc, simetric faţă de planul ei principal (fig. 8.55). Grosi mea discului este de 16 mii de ani-lumină, iar diametrul constituie circa 100 mii de ani-lumină. Soarele se află la aproximativ 33 mii ani-lumină de centrul ei (1 an-lumină = 63 240 UA). Numărul total de stele în Galaxia noastră se estimează la circa 150 de miliarde. Majoritatea stelelor Galaxiei este concentrată în discul stelar galactic. Galaxia noastră este alcătuită din obiecte dintre cele mai diferite – stele masive fierbinţi și pitice albe tinere, gigante roșii și obiecte intermediare între stele și planete, numite „pitice brune”, nebuloase planetare și difuze, nori de gaz și praf interstelar ș.a. Obiectele tinere ale discului formează o structură complexă, numită braţe spirale, asemănătoare cu braţele spira
le observate la alte galaxii. În braţele spirale sunt con centrate stele tinere și cantităţi masive de gaz. În centrul Galaxiei, în direcţia spre constelaţia Săgetătorul se află nucleul ei. Nucleul emite un flux enorm de energie care poate fi explicat prin existenţa unei găuri negre masive ce depășește masa Soarelui de câteva milioane de ori. Existenţa acesteia pare a fi confirmată de observatoarele Röntgen orbitale, pre cum și prin observaţii în domeniul radio. • Roiuri stelare. Majoritatea stelelor formează sisteme stelare cu un centru comun de masă legate prin forţe gravitaţionale: stele multiple (duble, triple, cvadruple) și roiuri stelare. La rândul lor, roiurile stelare pot fi deschise sau globulare. Roiurile stelare deschise conţin zeci, sute, iar uneori și mii de stele având densitatea stelară relativ mică. Aceste roiuri numite și roiuri dispersate sunt situate, în majoritatea lor, în apropierea planului ecuatorial galactic. Astăzi se cunosc peste 800 de roiuri de acest tip accesibile observaţiilor. Se estimează că în CaleaLactee ar putea fi câteva zeci de mii de roiuri dispersate, însă cu ochiul liber pot fi văzute numai două roiuri deschise: Pleiadele (circa 120 de stele strălucitoare) (fig. 8.56), cunoscute în popor sub denumirea de „Cloșca-cu-Pui”, și Hyadele (circa 100 de stele), ambele situate în constelaţia Taurul. Roiurile stelare globulare conţin zeci și sute de mii, iar în unele cazuri – chiar milioane de stele. Ele au o distribuţie sferică cu o mare concentraţie de stele spre centrul roiului (fig. 8.57). În Galaxia noastră s-au identificat circa 130 de roiuri globu lare, dar se estimează că numărul lor ar fi mai mare. Aceste roiuri au luminozitatea mare, cel mai stră lucitor fiind roiul ω din constelaţia Centaurul cu magnitu
Fig. 8.55. Structura Galaxiei (CăiiLactee) şi locul Sistemului Solar în CaleaLactee
Braţul Perseus
Braţul Lebăda
Braţul Săgetătorul
Braţul Norma
Braţul Crucea-Scutul
Braţul Orion Sistemul Solar
155
dinea 4m, vizibil cu ochiul liber în emisfera sudică. Roiurile globulare conţin stele gigante roșii și galbene cu vârsta de 8–10 miliarde de ani, precum și super gigante. În aceste roiuri au fost descoperite surse de radiaţie Röntgen, aceasta conducând la ipoteza că în centrul lor s-ar afla găuri negre. • Mişcarea proprie a stelelor. Comparând poziţiile acelorași stele determinate la intervale considerabile de timp, s-a descoperit că coordonatele stele lor variază în timp. O parte din aceste variaţii este determi nată de diverse efecte legate de mișcările Pământului și poziţia observatorului. Deplasarea stelei pe sfera cerească în decursul unui an care persistă şi după eliminarea acestor efecte este numită mişcare proprie a stelei şi se exprimă în secunde de arc pe an. Mișcările proprii ale diverselor stele diferă ca mărime și direcţie și nu depășesc câteva secunde de arc, cu excepţia stelei „zburătoare” Barnard (din
constelaţia Ophiuchus „Îmblânzitorul-de-Şerpi”) cu cea mai mare mișcare proprie – circa 10˝ pe an. Mișcă rile proprii ale stelelor fiind foarte mici, variaţiile poziţiilor aparente ale lor nu pot fi observate cu ochiul liber, de unde a și apărut noţiunea de „stele fixe”. Proiecţia vitezei spaţiale a stelei pe raza vizuală se numește viteză radială, υr. • Mişcarea Sistemului Solar în Galaxie. Soarele împreună cu planetele care se rotesc în jurul lui, inclusiv Pământul, de asemenea se mișcă în spaţiu. Punctul de pe sfera cerească spre care este orientat vectorul vitezei Soarelui este numit Apex solar. Soarele se mișcă spre acest punct cu viteza de 20 km/s. • Mişcarea de rotaţie a Galaxiei. Anul galactic. Studiind mișcările proprii și vitezele radiale ale obiectelor foarte îndepărtate, se pot obţine date despre mișcă rile care au loc în întreaga Galaxie. În urma măsurărilor vitezelor radiale ale stelelor s-a constatat că stelele apropiate de Soare se mișcă împreună cu el în jurul centrului Galaxiei. Această mișcare este o conse cinţă a rotaţiei Galaxiei, care se produce în sens orar dacă e privită din polul nord al Galaxiei situat în constelaţia Cosiţa-Berenicei. Soarele și stelele din vecinătatea sa efectuează o rotaţie completă în jurul centrului Galaxiei în aproximativ 240–250 milioane de ani. Acest interval de timp este numit an galactic. b. Clasificarea galaxiilor. galaxii cu nuclee active. Quasarii. expansiunea universului. marea explozie Originea și evoluţia Universului constituie obiectul de studiu al unui capitol din astronomie numit cosmologie. Cosmologia studiază proprietăţile fizice, structura și evoluţia Universului în ansamblu, în spe cial, ale spaţiului cosmic accesibil obser vaţiilor directe, numit deseori Metagalaxie. • Clasificarea galaxiilor. În afara Galaxiei noastre, există și alte sisteme stelare uriașe, numite galaxii, al căror număr depășește 100 de milioane și care apar pe cer ca niște nebuloase. Trei dintre acestea pot fi observate pe cer cu ochiul liber sub forma unor pete mici abia vizibile: Norul Mare și Norul Mic ai lui Magellan, vizibili în emisfera de sud, și nebu loasa Andromeda din constelaţia cu același nume (fig. 8.58). Miliardele de alte galaxii îndepărtate sunt atât de slabe, încât nu pot fi obser vate decât cu ajutorul celor mai mari telescoape moderne.
Fig. 8.56. Roiul Pleiadele
Fig. 8.57. Roi globular de stele
156
Se presupune că în regiunile exterioare ale galaxiilor predomină așa-numita materie întunecată (ascunsă) de natură încă necunoscută, a cărei masă este compa rabilă sau chiar depășește considerabil masa totală a stelelor și a gazului interstelar. Galaxiile diferă foarte mult unele de altele. După forma exterioară și strălucire, ele se împart în galaxii eliptice, spirale, lenticulare și neregulate. galaxiile eliptice (E0–E7, fig. 8.59) au forma de elipsă fără un contur distinct. Ele nu prezintă vreo structură în interior. Aceste galaxii constituie cam un sfert din numărul celor observate. galaxiile spirale (Sa–Sc, SBa–SBc, fig. 8.59) reprezintă circa jumătate din nu mărul galaxiilor, adică sunt cele mai răspândite. Dintre ele face parte și Galaxia noastră, dar și nebu loasa Andro meda. Aceste galaxii au o structură carac te ristică de braţe spirale, care conţin stele tinere strălu citoare, roiuri stelare și nebuloase gazoase lumi noase. În multe galaxii spirale stelele din regiunea interioară formează o punte – o bară – de la capetele căreia pornesc ramurile spirale. galaxiile lenticulare (S0, fig. 8.59) sunt asemănătoare cu cele eliptice, însă au discul din stele, fapt care le aseamănă și cu galaxiile spirale, deși se deosebesc de acestea prin absenţa componentei plane și a braţelor spirale. galaxiile neregulate au forme nesimetrice, gazul interstelar și stelele fiind împrăștiate pe întreg discul galactic. Galaxiile respective conţin multe stele tinere. • Galaxii cu nuclee active. Nucleele unor galaxii au un șir de proprietăţi cu totul deosebite, iar fenomenele care se produc în ele încă nu sunt studiate în măsură suficientă. Nucleele multor galaxii emit
cantităţi uriașe de energie, comparabile sau chiar mai mari decât energia totală radiată de toate stelele din galaxie. Nucleele galaxiilor în care are loc dega jarea intensă de energie sunt numite nuclee active. Numărul galaxiilor cu nuclee active constituie câteva procente faţă de numărul galaxiilor normale. Galaxiile spirale masive, în centrul cărora se observă o sursă de radiaţie de dimensiuni unghiulare foarte mici, al cărei spectru nu este de natură termică, poartă denumirea de galaxii Seyfert. O particularitate a acestor galaxii constă în faptul că radiaţia nucleului este variabilă, având perioada de câteva luni, săptămâni sau chiar zile. Radiogalaxiile fac parte din galaxiile eliptice masive și se caracterizează prin radiaţii radio de zeci de mii de ori mai intense decât radiaţia radio a galaxii lor normale. Această radiaţie radio, numită sincrotronă, este determinată de mișcarea în câmp magnetic a unor nori de particule relativiste. Radio galaxia cea mai apropiată de noi se află în constela ţia Centaurul (radiosursa Centaurus A). • Quasarii. În 1963, unele surse de radiaţie radio de dimensiuni mici au fost identificate ca fiind obiecte asemănătoare cu stelele. Ele au fost numite quasari, ceea ce înseamnă radiosurse cvasistelare. În prezent se cunosc mii de asemenea obiecte. Liniile spectrale ale quasarilor prezintă o deplasare considerabilă spre roșu. Valorile mari ale deplasării spre roșu arată că quasarii sunt obiecte extragalactice, situate la miliarde de ani-lumină depărtare. Unul dintre cei mai apropiaţi quasari este 3C 273, observat la circa 3 miliarde de ani-lumină de Pământ. Fig. 8.58. Nebuloasa Andromeda
Fig. 8.59. Clasificarea galaxiilor
Spirale
Eliptice
157
Quasarii au proprietăţi asemănătoare cu cele ale nucleelor galactice active. Ei reprezintă obiecte com pacte ce se caracterizează prin radiaţie va riabilă de natură netermică de mare intensitate. Observaţiile ne demonstrează că mulţi quasari sunt cu adevărat nuclee de galaxii foarte active. Meca nismul dega jării cantităţilor enorme de energie de către nucleele galactice și quasari nu este încă cunoscut. • Expansiunea Universului. În anul 1920, astronomul american Edwin Hubble a demonstrat că nebuloasele spirale observate sunt în realitate alte galaxii asemănătoare cu Galaxia noastră, situate la milioane și miliarde de ani-lumină depărtare. El a descoperit că liniile din spectrele majorităţii gala xiilor sunt deplasate spre roșu. Aceasta înseamnă că galaxiile se depărtează unele de altele, adică Uni versul este în expansiune. Galaxiile mai înde părtate și deci cu o strălucire mai slabă au o deplasare spre roșu mai mare, ceea ce înseamnă că ele se depărtează cu o viteză mai mare. Hubble a stabilit legea: V = H ∙ r, unde V este viteza relativă a galaxiilor, H – o constantă dependentă de timp, numită constanta lui Hubble care are un profund sens fizic, iar r – distan
ţa până la galaxie. Valoarea inversă a acestei constante este egală cu „vârsta” Uni versului considerată astăzi a fi egală cu 13,7 mili arde de ani. Această valoare este în concor danţă cu vârsta majorităţii galaxiilor și a celor mai bătrâne stele din Galaxia noastră. • Marea Explozie (Big Bang). Descoperirea expan siunii Universului conduce la teoria Marii Explozii. Potrivit acestei teorii, iniţial Universul se afla într-o stare fierbinte superdensă, numită singularitate, în care valorile presiunii și densităţii materiei tind către infinit. Starea substanţei în apropiere de singulari tate nu poate fi descrisă cu ajutorul legilor fizicii cunoscute astăzi. Dilatarea a început de la această stare într-un moment numit convenţional Marea Explozie (în engleză – Big Bang). Un rol important în descoperirea a milioane de galaxii foarte îndepărtate care s-au format în stadiile timpurii de evoluţie a Universului l-a avut telescopul spaţial Hubble. O confirmare a teoriei Marii Explozii, elaborate în baza teoriei relativităţii generalizate a lui Ein stein este considerată descoperirea în 1965 a radiaţiei radio cosmice de fond, care este de natură termică, corespunde temperaturii de 2,73 K și a fost emisă de materia fierbinte în Universul foarte timpuriu. Planetele Sistemului Solar (date generale)
Planeta
Distanţa medie până la Soare, UA
Masa (în mase terestre)
Raza medie, km
Densitatea medie, kg/m3, 103
Perioada siderală, ani
Perioada de rotaţie axială
Viteza orbitală medie, km/s Mercur 0,387 0,056 2 437 5,5 0,24 58,7d 47,9 Venus 0,723 0,82 6 052 5,2 0,61 243,1d 35,0 Pământ 1,0 1,0 6 370 5,5 1,00 23h56m4s 29,8 Marte 1,524 0,107 3 397 3,9 1,88 24h37m22s 24,1 Jupiter 5,203 318 71 400 1,3 11,86 9h50m 13,1 Saturn 9,539 95,2 60 400 0,7 29,46 10h14m 9,6 Uranus 19,182 14,6 25 400 1,4 84,02 10h49m 6,8 Neptun 30,07 17,2 24 500 1,6 164,78 15h48m 5,4
Planetele pitice ale Sistemului Solar (date generale)
Planeta
Distanţa medie până la Soare, UA
Masa (în mase terestre)
Raza medie, km
Densitatea medie, kg/m3, 103
Perioada siderală, ani
Perioada de rotaţie axială
Viteza orbitală medie, km/s Ceres 2,766 0,00016 975x909 2,08 4,6 9h 17,88 Pluto 39,4 0,0022 2306±20 2,0 248 6,387d 4,666 Haumea 43 0,0007 1960x1518x996 3,5 285 3,9h Makemake 45 0,0005 1500x1420 ~2 309,9 4,419 Eris 67,67 0,0028 2400±300 2,5 557
Niciun comentariu:
Trimiteți un comentariu